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La création de l'Univers

Alpha, Bêta, Gamma (III)

Comment expliquer l’abondance relative des éléments légers, tel l’hydrogène, l’hélium, le carbone ou le néon dans l’univers ?

En 1928 George Gamow, un brillant élève ukrainien de Friedmann fut envoyé à Copenhague, à l’Institut de physique théorique que dirigeait le célèbre Niels Bohr. Il y poursuivit des recherches sur la radioactivité a et l’effet tunnel en compagnie de Fritz Houtermans et Robert Atkinson. Ce dernier était un émule d’Eddington qui avait suivi à Cambridge ses cours sur la constitution interne des étoiles.

Nos trois amis publièrent ensemble un article[11] traitant des réactions thermonucléaires entre nucléons et protons. Ils conclurent leur article en considérant que seules les réactions entre des noyaux légers (Li-Ne) et des protons aux alentours de 10 ou 20 millions de degrés permettaient de rendre compte de l’énergie du Soleil.

Hommage à George Gamow

George Gamow,  physicien théoricien émigré de Russie en 1928, il inventa entre autres choses le concept de fluide nucléaire, le code génétique et la formule permettant de calculer le taux de transformation d'une réaction thermonucléaire.

Professeur de plusieurs universités américaines et détenteur de nombreux titres académiques honorifiques, il sera récompensé par le prix Kalinga de l'UNESCO pour son travail de vulgarisation (Mr Tompkins, La naissance et la mort du Soleil, 1,2,3...infini, La création de l'univers, La Lune escale vers l'infini, etc). Il publia plus de 100 articles de vulgarisation scientifique.

Documents U.Colorado et collection T.Lombry.

Mais leur théorie sera bouleversée en 1932 par la découverte du neutron par Chadwick et les travaux de Fermi sur les réactions nucléaires induites par cette nouvelle particule. Gamow constata alors avec émerveillement que l’on retrouvait la même abondance isotopique relative des différents noyaux dans l’univers et sur la Terre. En 1936 il sera le premier à faire l’hypothèse que la matière est uniquement constituée de protons, de neutrons et d’électrons. Il pensait également que le coeur des étoiles produisait une quantité considérable de neutrons qui, une fois capturés par les noyaux pouvaient les alourdir et donner naissance à de nouveaux éléments du tableau de Mendéléev.

La nucléosynthèse selon Gamow

zEA   +  n     à    zEA+1  +  hn

zEA+1         à    z+1EA+1  + e-  +  ne

avec  

Z, le nombre de protons

A, le nombre de neutrons (n)

E, un élément du tableau périodique

Gamow écrivait : "Les réactions par lesquelles se construisent les noyaux lourds doivent de façon générale impliquer l’émission de grandes quantités d’énergie, probablement assez pour être à la source du rayonnement des étoiles, un problème auquel les astrophysiciens n’ont jusqu’à présent pu apporter de réponse".

L’année suivante Gamow, qui enseignait à présent à l’Université George Washington et Edward Teller, le père de la bombe H, étudièrent la façon dont l’hydrogène pouvait donner les autres éléments du tableau périodique. Mais Gamow ne parvint pas à dissocier la nucléosynthèse de la production d’énergie. Il parvint bien à élaborer une théorie qui permettait de créer du deutérium et de l’hélium à partir d’un noyau d’hydrogène, mais il ne parvint pas à expliquer la formation des autres éléments. Il pouvait expliquer la composition globale de l’Univers, composé pour 2/3 d'hydrogène et d'1/3 d'hélium (plus exactement 85% d'hydrogène et entre 7 et 10% d'hélium aux dernières estimations), mais quoi qu'il fasse, l'hélium-4 se recombinait en libérant des noyaux d'hélium (particules a). Comme il le disait lui-même, sa théorie "expliquait 99% de la matière visible dans les étoiles et les galaxies". Restait un petit pourcent, mais tel un grain de sable dans l'horloge cosmique de haute précision, il représentait tout de même l'ensemble des éléments lourds présents sur Terre et dans la banlieue stellaire.

Gamow imagina alors que "les réactions thermonucléaires impliquant chaque élément du tableau périodique [pouvaient[ se produire aussi facilement que les réactions entre molécules dans les chaudrons d’une usine chimique". En d’autres termes, l’abondance relative des différents éléments que l’on mesure aujourd’hui devait être le reflet de ce qui s’est passé dans le "chaudron primordial".  

Se rappelant les idées de Lemaître, Gamow imagina que la matière était née dans une gigantesque explosion qui donna naissance à ce qu’il dénomma une "soupe primordiale" formée de neutrons et de photons qu’il baptisa "ylem". D’une densité extrême l’ylem fut le siège de réactions diverses et très rapides tandis que le rayonnement évoluait selon la courbe de Planck. Les particules se formèrent ensuite en dehors de cette soupe dans des réactions nucléaires. Les neutrons, instables, finirent par se désintégrer, donnant naissance aux protons, électrons et neutrinos. Les protons se combinèrent avec les neutrons pour donner naissance aux premiers noyaux lourds d’hydrogène avec l’émission de rayonnement. Deux noyaux d’hydrogène lourds se combinèrent ensuite pour former de l’hélium-3. Ce processus s’auto-entretenait : l’hélium s’alourdissait en capturant un neutron et produisait un élément plus lourd, et ainsi de suite.  

L'abondance relative des éléments

L’article "Alpha, Bêta, Gamma" de Gamow et ses collègues publié en 1948 décrit l’univers comme un système thermodynamique capable d’entretenir des réactions thermonucléaires. En mesurant l’abondance actuelle de quelques éléments élaborés au cours du Big Bang (Hélium, Lithium, Deutérium) on peut calculer la densité actuelle de l’univers et les contributions de cette matière dans le milieu interstellaire et dans les processus nucléaires qui se produisent au sein des étoiles. La valeur grisée est consistante avec les observations et fut l’une des premières observations qui confirmait la théorie du Big Bang. Notez que la densité varie d’un facteur mille en allant de gauche à droite. Les traits verticaux représentent la densité critique pour différentes valeurs de la constante de Hubble. Le paramètre de densité W est calculé pour un temps de Hubble de 20 milliards d’années et basé sur les recherches de l’équipe de D.Schramm en 1984. Une valeur affinée obtenue en 1999 par Burles et Tytler confirme cette densité. Tableau adapté de Physical Review/Nature 352. Physical Review/Nature 352.

Dans les années qui suivirent, Gamow et Ralph A.Alpher tentèrent d’expliquer l’abondance des différents éléments sur base expérimentale, à partir des mesures de sections efficaces de captures des neutrons par les atomes. Grâce à la collaboration de D.Hughes, ils disposèrent des premiers réacteurs nucléaires ce qui leur permit d’analyser systématiquement les réactions en chaîne. Ce fastidieux travail sera terminé en 1948.

Avec une arrière pensée humoristique en tête Gamow soumit son article à Hans Bethe pour qu'il accepte de le cosigner. Dans cette article, Gamow décrivait la formulation quasi actuelle de la théorie de la "nucléosynthèse du Big Bang chaud" ou modèle BBN en abrégé. Tout à fait involontairement ce numéro paru le 1er avril 1948[12]. Son article cosigné par Alpher et Bethe est connu sous le titre "Alpha, Bêta, Gamma". Il résume à la fois la genèse de l'Univers, la création des particules, tout en insistant au travers de l'alphabet grec sur la portée métaphysique de cette découverte.  

Le chaudron cosmique

Mais pourquoi n’y avait-il pas d’éléments stables ayant une masse atomique égale à 5 ou 8 ? Gamow constata que les réactions nucléaires étaient instables en vertu de l’expansion de l’univers. En fonction de la densité de l’énergie, les photons avaient une influence plus ou moins dominante mais il ne précisait pas ce que devenait ce rayonnement. A 1 milliard de degrés par exemple, il avait calculé qu’il existait 1018 protons par cm3, une valeur plus faible que la densité de matière estimée à 1023 particules par cm3.

Grâce aux calculs antérieurs de Richard Tolman, Ralph Alpher et R.Hermann[13] comprirent que le rapport des densités entre le rayonnement et la matière obtenu par Gamow restait constant au cours du temps. Mais vers 3000 K, lorsque la matière se découpla du rayonnement et forma les premiers atomes neutres, les deux courbes se sont dissociés pour évoluer librement. Alpher et Hermann prédirent que si la densité actuelle de la matière était celle calculée par Hubble, soit 1 molécule/cm3, la température actuelle du rayonnement devait être de 5 K.  

En 1965, en essayant de localiser les parasites qui brouillaient les émissions du satellite ECHO, Arno Penzias et Robert Wilson[14] des Bell Telephone Laboratories découvrirent le rayonnement fossile à... 3.5 K, valeur qui sera affinée à 2.726 K par le satellite COBE en 1990 et plus précisément encore par les satellites WMAP et Planck.

A l'écoute du Big Bang

A gauche l'antenne Horn qui permit en 1965 à Arno Penzias et Robert Wilson des Bell Telephone Laboratories de découvrir le rayonnement fossile à 2.7 K écho du Big Bang. A droite le satellite Planck qui dressa à partir de 2007 la carte du rayonnement du fond du ciel avec une résolution de 5' et 10', contre 7° pour COBE. Ses résultats permettront de vérifier les différentes versions de la théorie de l'inflation de l'univers et de fournir des renseignement sur le milieu interstellaire. Documents Bell Labs et ESA/Alcatel.

Une équipe de chercheurs américains[15] confirma finalement en 1994 que cette température augmentait linéairement avec l’effet Doppler, donc à mesure que l'on plongeait plus loin dans l'univers, que l'on remontait  le temps. A Z=1.776 par exemple, en direction du quasar Q1331+170 la température était de 7.4 ±0.8 K, en accord avec la prédiction théorique de 7.58 K.

La découverte du rayonnement fossile était si extraordinaire que plusieurs astronomes revendiquèrent la paternité de cette découverte. Lors d’un symposium d’astrophysique qui se déroula au Texas en 1988, face aux propos indélicats de quelques astrophysiciens, un cosmologiste de renom se leva et s’adressa à Alpher pour lui dire toute son estime au nom de la communauté scientifique : "c’est vous qui avez tout fait". Aux yeux de la majorité des astronomes la question était entendue. La même année, vexés par l’attitude de leurs adversaires, Alpher et Hermann[16] publièrent un long article apportant la preuve de leur prédiction. Ils conclurent sur une pointe d’amertume : "Nous sommes en mesure de constater aujourd’hui les avantages et les inconvénients d’avoir vécu jusqu’à un âge relativement avancé". Nous reviendrons plus tard sur cette aventure historique.

En 1952, Gamow publia à l'usage du public son célèbre ouvrage "La Création de l'Univers"[17]. Son contenu servit de fil conducteur à la plupart des cosmologistes qui ont cherché à vérifier ses propos.

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L'abondance des éléments

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[11] R.Atkinson, G.Gamow et F.Houtermans, Zeitschrift für Physik, 1928.

[12] G.Gamow, Nature, 162, 1948, p680.

[13] R.Alpher et R.Herman, Nature, 162, 1948, p774. Un rappel de leur découverte fut publié dans Physics Today, august 1988.

[14] A.Penzias et R.Wilson, Astrophysical Journal, 142, 1965, p419. Lire aussi l'explication de P.J.Peeble et R.Dicke dans le même numéro, p414.

[15] A.Songaila et al., Nature, 371, 1994, p43.

[16] R.Alpher et R.Herman, Physics Today, Aug. 1988.

[17] G.Gamow, "La Création de l'Univers", Dunod, 1954.


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